stringtranslate.com

Космическая пыль

Пористая хондритовая пылевая частица

Космическая пыль  – также называемая внеземной пылью , космической пылью или звездной пылью  – это пыль , которая находится в открытом космосе или упала на Землю . [1] [2] Большинство частиц космической пыли имеют размеры от нескольких молекул до 0,1  мм (100  мкм ), такие как микрометеориты (<30 мкм) и метеороиды (>30 мкм). [3] Космическую пыль можно дополнительно отличить по ее астрономическому местоположению: межгалактическая пыль , межзвездная пыль , межпланетная пыль (как в зодиакальном облаке ) и околопланетная пыль (как в планетарном кольце ). Существует несколько методов получения измерений космической пыли .

В Солнечной системе межпланетная пыль вызывает зодиакальный свет . Пыль Солнечной системы включает в себя кометную пыль , планетарную пыль (например, с Марса), [4] астероидную пыль , пыль из пояса Койпера и межзвездную пыль, проходящую через Солнечную систему. По оценкам, тысячи тонн космической пыли достигают поверхности Земли каждый год, [5] при этом большинство частиц имеют массу от 10−16 кг (0,1 пг) до 10−4 кг (0,1 г). [5] Плотность пылевого облака, через которое движется Земля, составляет приблизительно 10−6 частиц пыли/м 3 . [6]

Космическая пыль содержит некоторые сложные органические соединения (аморфные органические твердые вещества со смешанной ароматико - алифатической структурой), которые могли быть созданы естественным образом и быстро звездами . [7] [8] [9] Меньшая часть пыли в космосе — это «звездная пыль», состоящая из более крупных тугоплавких минералов, которые сконденсировались в виде материи, оставленной звездами.

Частицы межзвездной пыли были собраны космическим аппаратом Stardust , а образцы были доставлены на Землю в 2006 году. [10] [11] [12] [13]

Изучение и важность

Художественное представление образования пыли вокруг взрыва сверхновой. [14]

Космическая пыль когда-то была исключительно досадной помехой для астрономов, поскольку она заслоняет объекты, которые они хотели наблюдать. Когда началась инфракрасная астрономия , частицы пыли были замечены как важные и жизненно важные компоненты астрофизических процессов. Их анализ может раскрыть информацию о таких явлениях, как формирование Солнечной системы. [15] Например, космическая пыль может управлять потерей массы, когда звезда приближается к концу своей жизни , играть роль на ранних стадиях звездообразования и образовывать планеты . В Солнечной системе пыль играет главную роль в зодиакальном свете , спицах кольца B Сатурна , внешних диффузных планетарных кольцах Юпитера , Сатурна, Урана и Нептуна , а также кометах .

Зодиакальный свет , вызванный космической пылью. [16]

Междисциплинарное изучение пыли объединяет различные научные области: физику ( твердого тела , электромагнитную теорию , физику поверхности, статистическую физику , теплофизику ), фрактальную математику , поверхностную химию на частицах пыли, метеоритика , а также все разделы астрономии и астрофизики . [17] Эти разрозненные области исследований можно связать следующей темой: частицы космической пыли развиваются циклически; химически, физически и динамически. Эволюция пыли прослеживает пути, по которым Вселенная перерабатывает материал, в процессах, аналогичных ежедневным этапам переработки, с которыми многие люди знакомы: производство, хранение, обработка, сбор, потребление и выбрасывание.

Наблюдения и измерения космической пыли в различных регионах дают важное представление о процессах переработки во Вселенной: в облаках диффузной межзвездной среды , в молекулярных облаках , в околозвездной пыли молодых звездных объектов и в планетных системах , таких как Солнечная система , где астрономы рассматривают пыль как наиболее переработанное состояние. Астрономы накапливают наблюдательные «снимки» пыли на разных стадиях ее жизни и со временем формируют более полную картину сложных этапов переработки во Вселенной.

Такие параметры, как начальное движение частицы, свойства материала, промежуточная плазма и магнитное поле, определяют прибытие частицы пыли в детектор пыли. Незначительное изменение любого из этих параметров может привести к существенно иному динамическому поведению пыли. Таким образом, можно узнать, откуда взялся этот объект и что находится (в) промежуточной среде.

Методы обнаружения

Космическая пыль галактики Андромеды , обнаруженная в инфракрасном свете космическим телескопом «Спитцер» .

Для изучения космической пыли доступен широкий спектр методов. Космическая пыль может быть обнаружена методами дистанционного зондирования , которые используют радиационные свойства частиц космической пыли, ср. измерение зодиакального света .

Космическую пыль можно также обнаружить напрямую («in-situ»), используя различные методы сбора и из различных мест сбора. Оценки ежедневного притока внеземного материала, поступающего в атмосферу Земли, составляют от 5 до 300 тонн. [18] [19]

NASA собирает образцы частиц звездной пыли в атмосфере Земли с помощью пластинчатых коллекторов под крыльями самолетов, летающих в стратосфере . Образцы пыли также собираются с поверхностных отложений на больших ледяных массивах Земли (Антарктида и Гренландия/Арктика) и в глубоководных отложениях.

Дон Браунли из Вашингтонского университета в Сиэтле первым достоверно определил внеземную природу собранных частиц пыли в конце 1970-х годов. Другим источником являются метеориты , которые содержат извлеченную из них звездную пыль. Зерна звездной пыли представляют собой твердые огнеупорные частицы отдельных досолнечных звезд. Они распознаются по их экстремальным изотопным составам, которые могут быть только изотопными составами внутри эволюционировавших звезд, до любого смешивания с межзвездной средой. Эти зерна конденсировались из звездного вещества, когда оно охлаждалось при выходе из звезды.

Космическая пыль туманности Конская Голова , обнаруженная космическим телескопом Хаббл .

В межпланетном пространстве были построены и запущены в эксплуатацию детекторы пыли на космических аппаратах, некоторые из них уже летают, а еще больше сейчас строятся для полетов. Большие орбитальные скорости частиц пыли в межпланетном пространстве (обычно 10–40 км/с) делают захват целых частиц проблематичным. Вместо этого детекторы пыли на месте обычно разрабатываются для измерения параметров, связанных с высокоскоростным воздействием частиц пыли на прибор, а затем выводят физические свойства частиц (обычно массу и скорость) с помощью лабораторной калибровки (т. е. воздействия ускоренных частиц с известными свойствами на лабораторную копию детектора пыли). За эти годы детекторы пыли измеряли, среди прочего, вспышку света при ударе, акустический сигнал и ионизацию при ударе. Недавно прибор для измерения пыли на Stardust захватил частицы целыми в аэрогеле низкой плотности .

Детекторы пыли в прошлом летали на космических миссиях HEOS 2 , Helios , Pioneer 10 , Pioneer 11 , Giotto , Galileo, Ulysses и Cassini , на спутниках LDEF , EURECA и Gorid на околоземной орбите , а некоторые ученые использовали космические аппараты Voyager 1 и 2 в качестве гигантских зондов Ленгмюра для непосредственного взятия образцов космической пыли. В настоящее время детекторы пыли летают на космических аппаратах Ulysses , Proba , Rosetta , Stardust и New Horizons . Собранная пыль на Земле или собранная дальше в космосе и возвращенная космическими миссиями по возврату образцов затем анализируется учеными, изучающими пыль, в их соответствующих лабораториях по всему миру. Одно большое хранилище для космической пыли существует в NASA Houston JSC.

Инфракрасный свет может проникать сквозь космические пылевые облака, позволяя нам заглянуть в области звездообразования и центры галактик. Космический телескоп Spitzer от NASA был крупнейшим инфракрасным космическим телескопом до запуска космического телескопа James Webb . Во время своей миссии Spitzer получал изображения и спектры, обнаруживая тепловое излучение, испускаемое объектами в космосе, в диапазоне длин волн от 3 до 180 микрометров. Большая часть этого инфракрасного излучения блокируется атмосферой Земли и не может наблюдаться с Земли. Результаты, полученные Spitzer, оживили исследования космической пыли. В одном отчете были представлены некоторые доказательства того, что космическая пыль образуется вблизи сверхмассивной черной дыры. [20]

Астрономы использовали космический телескоп Джеймса Уэбба для получения изображений теплой пыли вокруг близлежащей молодой звезды Фомальгаут с целью изучения первого пояса астероидов, когда-либо обнаруженного за пределами Солнечной системы в инфракрасном свете. [21]

Другим механизмом обнаружения является поляриметрия . Пылинки не являются сферическими и имеют тенденцию выравниваться по межзвездным магнитным полям , предпочтительно поляризуя звездный свет, который проходит через пылевые облака. В близлежащем межзвездном пространстве, где межзвездное покраснение недостаточно интенсивно, чтобы быть обнаруженным, высокоточная оптическая поляриметрия использовалась для сбора данных о структуре пыли внутри Местного пузыря . [22]

В 2019 году исследователи обнаружили межзвездную пыль в Антарктиде, которую они связали с Местным межзвездным облаком . Обнаружение межзвездной пыли в Антарктиде было сделано путем измерения радионуклидов железа-60 и марганца-53 с помощью высокочувствительной ускорительной масс-спектрометрии . [23]

Радиационные свойства

HH 151 представляет собой яркую струю светящегося вещества, за которой следует сложный шлейф газа и пыли оранжевого оттенка. [24]

Частица пыли взаимодействует с электромагнитным излучением способом, который зависит от ее поперечного сечения , длины волны электромагнитного излучения и природы зерна: его показателя преломления , размера и т. д. Процесс излучения для отдельного зерна называется его излучательной способностью и зависит от коэффициента эффективности зерна . Дополнительные характеристики, касающиеся процесса излучательной способности, включают затухание , рассеяние , поглощение или поляризацию . В кривых излучения излучения несколько важных сигнатур идентифицируют состав излучающих или поглощающих частиц пыли.

Частицы пыли могут рассеивать свет неравномерно. Прямой рассеянный свет — это свет, который слегка отклоняется от своего пути за счет дифракции , а обратно рассеянный свет — это отраженный свет.

Рассеивание и затухание («затемнение») излучения дает полезную информацию о размерах пылевых частиц. Например, если объект(ы) в чьих-либо данных во много раз ярче в пряморассеянном видимом свете, чем в обратнорассеянном видимом свете, то подразумевается, что значительная часть частиц имеет диаметр около микрометра.

Рассеивание света от пылинок на фотографиях с большой выдержкой в ​​видимом диапазоне весьма заметно в отражательных туманностях и дает подсказки о свойствах рассеивания света отдельными частицами. В рентгеновском диапазоне длин волн многие ученые исследуют рассеяние рентгеновских лучей межзвездной пылью, и некоторые предполагают, что астрономические источники рентгеновского излучения будут обладать диффузными гало из-за пыли. [25]

Досолнечные зерна

Досолнечные зерна содержатся в метеоритах, из которых они извлекаются в земных лабораториях. Термин «звездная пыль» или «досолнечная звездная пыль» иногда используется для различения зерен от одной звезды по сравнению с агрегированными частицами межзвездной пыли, хотя это различие не применяется повсеместно. [26] [27] Досолнечный материал был компонентом пыли в межзвездной среде до его включения в метеориты. Метеориты хранили эти досолнечные зерна с тех пор, как метеориты впервые собрались в планетарном аккреционном диске более четырех миллиардов лет назад. Углеродистые хондриты являются особенно плодородными резервуарами досолнечного материала. Досолнечные зерна по определению существовали до образования Земли. Досолнечные зерна (и, реже, «звездная пыль» или «досолнечная звездная пыль») — это научный термин, относящийся к тугоплавким пылевым зернам, которые конденсировались из остывающих выброшенных газов из отдельных досолнечных звезд и включались в облако, из которого конденсировалась Солнечная система. [28]

Множество различных типов пресолярных зерен были идентифицированы лабораторными измерениями крайне необычного изотопного состава химических элементов, которые составляют каждое пресолярное зерно. Эти тугоплавкие минеральные зерна могли ранее быть покрыты летучими соединениями, но они теряются при растворении метеоритного вещества в кислотах, оставляя только нерастворимые тугоплавкие минералы. Найти ядра зерен без растворения большей части метеорита было возможно, но сложно и трудоемко.

Многие новые аспекты нуклеосинтеза были обнаружены из изотопных соотношений в пресолярных зернах. [29] Важным свойством пресоляра является твердая, тугоплавкая, высокотемпературная природа зерен. Известными являются карбид кремния , графит , оксид алюминия , алюминиевая шпинель и другие подобные твердые вещества, которые конденсируются при высокой температуре из охлаждающего газа, например, в звездных ветрах или при декомпрессии внутренней части сверхновой . Они сильно отличаются от твердых веществ, образующихся при низкой температуре в межзвездной среде.

Также важны их экстремальные изотопные составы, которые, как ожидается, не существуют нигде в межзвездной среде. Это также предполагает, что пресолнечные зерна конденсировались из газов отдельных звезд до того, как изотопы могли быть разбавлены путем смешивания с межзвездной средой. Это позволяет идентифицировать исходные звезды. Например, тяжелые элементы в зернах карбида кремния (SiC) являются почти чистыми изотопами S-процесса , что соответствует их конденсации в красных гигантских ветрах звезд AGB , поскольку звезды AGB являются основным источником нуклеосинтеза S-процесса и имеют атмосферы, которые, по наблюдениям астрономов, сильно обогащены вытащенными элементами s-процесса.

Другой яркий пример дают конденсаты сверхновых, обычно сокращаемые до SUNOCON (от SUperNOva CONdensate [28] ), чтобы отличить их от других зерен, конденсированных в звездных атмосферах. SUNOCON содержат в своем кальции чрезмерно большое содержание [30] 44 Ca , демонстрируя, что они конденсировались, содержа обильный радиоактивный 44 Ti , который имеет 65-летний период полураспада . Таким образом, истекающие ядра 44 Ti были все еще «живыми» (радиоактивными), когда SUNOCON конденсировался около одного года внутри расширяющейся сверхновой, но стали бы вымершим радионуклидом (в частности, 44 Ca) по истечении времени, необходимого для смешивания с межзвездным газом. Его открытие подтвердило предсказание [31] от 1975 года о том, что таким образом можно идентифицировать SUNOCON. Количество SiC SUNOCON (из сверхновых) составляет всего около 1% от количества SiC-звездной пыли из звезд AGB.

Сама по себе Звездная пыль (SUNOCONs и AGB-зерна, которые исходят от определенных звезд) представляет собой лишь скромную часть конденсированной космической пыли, образуя менее 0,1% массы всех межзвездных твердых тел. Высокий интерес к пресолнечным зернам обусловлен новой информацией, которую они принесли в науку о звездной эволюции и нуклеосинтезе .

Лаборатории изучали твердые тела, которые существовали до образования Земли. [32] Когда-то это считалось невозможным, особенно в 1970-х годах, когда космохимики были уверены, что Солнечная система началась как горячий газ [33], практически лишенный каких-либо оставшихся твердых тел, которые испарились бы под воздействием высокой температуры. Существование досолнечных зерен доказало, что эта историческая картина неверна.

Некоторые массовые объекты недвижимости

Гладкая хондритовая межпланетная пылевая частица.

Космическая пыль состоит из пылевых зерен и агрегатов в пылевые частицы. Эти частицы имеют неправильную форму, пористость варьируется от пушистой до плотной . Состав, размер и другие свойства зависят от того, где находится пыль, и наоборот, анализ состава пылевой частицы может многое рассказать о происхождении пылевой частицы. Общая диффузная межзвездная средняя пыль, пылевые зерна в плотных облаках , пыль планетарных колец и околозвездная пыль отличаются по своим характеристикам. Например, зерна в плотных облаках приобрели мантию льда и в среднем крупнее пылевых частиц в диффузной межзвездной среде. Межпланетные пылевые частицы (МПП), как правило, еще крупнее.

Основные элементы 200 стратосферных межпланетных пылевых частиц.

Большая часть притока внеземного вещества, падающего на Землю, приходится на метеороиды с диаметрами в диапазоне от 50 до 500 микрометров, средней плотностью 2,0 г/см 3 (при пористости около 40%). Общая скорость притока метеоритных участков большинства ВПП, захваченных в стратосфере Земли, колеблется от 1 до 3 г/см 3 , при средней плотности около 2,0 г/см 3 . [34]

Другие специфические свойства пыли: в околозвездной пыли астрономы обнаружили молекулярные сигнатуры CO , карбида кремния , аморфного силиката , полициклических ароматических углеводородов , водяного льда и полиформальдегида , среди прочих (в диффузной межзвездной среде есть доказательства наличия силикатных и углеродных зерен). Кометная пыль в целом отличается (с перекрытием) от астероидной пыли . Астероидная пыль напоминает углеродистые хондритовые метеориты . Кометная пыль напоминает межзвездные зерна , которые могут включать силикаты, полициклические ароматические углеводороды и водяной лед.

В сентябре 2020 года были представлены доказательства наличия твердой воды в межзвездной среде и, в частности, водяного льда, смешанного с силикатными зернами в частицах космической пыли. [35]

Образование пылевых частиц

Впервые космический телескоп NASA / ESA / Канадского космического агентства / Джеймса Уэбба обнаружил химические характеристики богатых углеродом пылевых частиц при красном смещении z ≈ 7, что примерно эквивалентно одному миллиарду лет после рождения Вселенной. Это наблюдение открывает захватывающие направления для исследований как образования космической пыли, так и самых ранних звездных популяций во Вселенной.

Крупные зерна в межзвездном пространстве, вероятно, являются сложными, с тугоплавкими ядрами, которые конденсировались в звездных потоках, увенчанных слоями, приобретенными во время вторжений в холодные плотные межзвездные облака. Этот циклический процесс роста и разрушения за пределами облаков был смоделирован [36] [37], чтобы продемонстрировать, что ядра живут намного дольше, чем средняя продолжительность жизни пылевой массы. Эти ядра в основном начинаются с силикатных частиц, конденсирующихся в атмосферах холодных, богатых кислородом красных гигантов, и углеродных зерен, конденсирующихся в атмосферах холодных углеродных звезд . Красные гиганты эволюционировали или изменились вне главной последовательности и вошли в гигантскую фазу своей эволюции и являются основным источником тугоплавких пылевых зерен в ядрах галактик. Эти тугоплавкие ядра также называются звездной пылью (раздел выше), что является научным термином для небольшой фракции космической пыли, которая конденсировалась термически в звездных газах, когда они были выброшены из звезд. Несколько процентов ядер тугоплавких зерен сконденсировались в расширяющихся внутренностях сверхновых, типе космической декомпрессионной камеры. Метеориты, изучающие тугоплавкую звездную пыль (извлеченную из метеоритов), часто называют ее пресолнечными зернами , но внутри метеоритов находится лишь малая часть всей пресолнечной пыли. Звездная пыль конденсируется внутри звезд с помощью существенно иной химии конденсации, чем основная часть космической пыли, которая аккрецирует холод на уже существующую пыль в темных молекулярных облаках галактики. Эти молекулярные облака очень холодные, обычно менее 50К, так что льды многих видов могут аккрецировать на зерна, в некоторых случаях только для того, чтобы быть разрушенными или разделенными излучением и сублимацией в газовый компонент. Наконец, по мере формирования Солнечной системы многие межзвездные пылевые зерна были дополнительно изменены путем коалесценции и химических реакций в планетарном аккреционном диске. История различных типов зерен в ранней Солнечной системе сложна и понятна лишь частично.

Астрономы знают, что пыль образуется в оболочках поздно эволюционировавших звезд из определенных наблюдательных сигнатур. В инфракрасном свете излучение на длине волны 9,7 микрометров является сигнатурой силикатной пыли в холодных эволюционировавших гигантских звездах, богатых кислородом. Излучение на длине волны 11,5 микрометров указывает на присутствие пыли карбида кремния в холодных эволюционировавших гигантских звездах, богатых углеродом. Это помогает предоставить доказательства того, что мелкие силикатные частицы в космосе произошли из выброшенных внешних оболочек этих звезд. [38] [39]

Условия в межзвездном пространстве, как правило, не подходят для формирования силикатных ядер. Это заняло бы слишком много времени, даже если бы это было возможно. Аргументы таковы: учитывая наблюдаемый типичный диаметр зерна a , время, необходимое для достижения зерном a , и учитывая температуру межзвездного газа, для образования межзвездных зерен потребуется значительно больше времени, чем возраст Вселенной. [40] С другой стороны, зерна, как видно, недавно образовались вблизи близлежащих звезд, в выбросах новых и сверхновых , а также в переменных звездах типа R Coronae Borealis, которые, по-видимому, выбрасывают дискретные облака, содержащие как газ, так и пыль. Таким образом, потеря массы звездами, несомненно, происходит там, где образуются тугоплавкие ядра зерен.

Большая часть пыли в Солнечной системе представляет собой высокообработанную пыль, переработанную из материала, из которого образовалась Солнечная система, и впоследствии собранную в планетезимали, а также оставшийся твердый материал, такой как кометы и астероиды , и преобразованную в течение жизни каждого из этих тел в результате столкновений. В истории формирования Солнечной системы наиболее распространенным элементом был (и остается) H 2 . Металлические элементы: магний, кремний и железо, которые являются основными ингредиентами каменистых планет, конденсировались в твердые вещества при самых высоких температурах планетарного диска. Некоторые молекулы, такие как CO, N 2 , NH 3 и свободный кислород, существовали в газовой фазе. Некоторые молекулы, например, графит (C) и SiC, конденсировались в твердые зерна в планетарном диске; но углерод и зерна SiC, обнаруженные в метеоритах, являются досолнечными на основе их изотопного состава, а не из-за формирования планетарного диска. Некоторые молекулы также образовали сложные органические соединения, а некоторые молекулы образовали замороженные ледяные мантии, которые могли покрывать «тугоплавкие» (Mg, Si, Fe) ядра зерен. Звездная пыль снова является исключением из общей тенденции, поскольку она, по-видимому, полностью не перерабатывается с момента ее термической конденсации внутри звезд в виде тугоплавких кристаллических минералов. Конденсация графита происходит внутри сверхновых по мере их расширения и охлаждения, и происходит это даже в газе, содержащем больше кислорода, чем углерода, [41] удивительная химия углерода, ставшая возможной благодаря интенсивной радиоактивной среде сверхновых. Этот особый пример образования пыли заслуживает особого рассмотрения. [42]

Формирование планетарного диска молекул-предшественников в значительной степени определялось температурой солнечной туманности. Поскольку температура солнечной туманности уменьшалась с гелиоцентрическим расстоянием, ученые могут сделать вывод о происхождении пылинки, зная материалы пылинки. Некоторые материалы могли образоваться только при высоких температурах, в то время как другие материалы пылинки могли образоваться только при гораздо более низких температурах. Материалы в одной межпланетной пылинке часто показывают, что элементы пылинки образовались в разных местах и ​​в разное время в солнечной туманности. Большая часть материи, присутствовавшей в исходной солнечной туманности, с тех пор исчезла; была втянута в Солнце, выброшена в межзвездное пространство или переработана, например, как часть планет, астероидов или комет.

Из-за своей высокообработанной природы, межпланетные пылевые частицы (IPP) представляют собой мелкозернистые смеси от тысяч до миллионов минеральных зерен и аморфных компонентов. Мы можем представить IDP как «матрицу» материала с внедренными элементами, которые были сформированы в разное время и в разных местах в солнечной туманности и до образования солнечной туманности. Примерами внедренных элементов в космической пыли являются GEMS , хондры и CAIs .

От солнечной туманности до Земли

Пыльный след от ранней Солнечной системы до углеродистой пыли сегодня.

Стрелки на соседней диаграмме показывают один из возможных путей от собранной межпланетной пылевой частицы обратно к ранним стадиям солнечной туманности.

Мы можем проследить тропу справа на диаграмме до IDP, которые содержат самые летучие и примитивные элементы. Тропа ведет нас сначала от межпланетных пылевых частиц к хондритовым межпланетным пылевым частицам. Планетологи классифицируют хондритовые IDP по степени их убывания окисленности, так что они делятся на три основные группы: углеродистые, обычные и энстатитовые хондриты. Как следует из названия, углеродистые хондриты богаты углеродом, и многие из них имеют аномалии в изотопном содержании H, C, N и O. [43] От углеродистых хондритов мы прослеживаем тропу до самых примитивных материалов. Они почти полностью окислены и содержат элементы с самой низкой температурой конденсации («летучие» элементы) и наибольшее количество органических соединений. Поэтому считается, что пылевые частицы с этими элементами образовались на ранней стадии существования Солнечной системы. Летучие элементы никогда не видели температур выше примерно 500 К, поэтому «матрица» зерна IDP состоит из какого-то очень примитивного материала Солнечной системы. Такой сценарий верен в случае кометной пыли. [44] Происхождение небольшой фракции, которая является звездной пылью (см. выше), совершенно иное; эти тугоплавкие межзвездные минералы термически конденсируются внутри звезд, становятся небольшим компонентом межзвездного вещества и, следовательно, остаются в пресолнечном планетарном диске. Треки ядерных повреждений вызваны потоком ионов от солнечных вспышек. Ионы солнечного ветра , ударяясь о поверхность частицы, создают аморфные радиационно поврежденные края на поверхности частицы. А спаллогенные ядра производятся галактическими и солнечными космическими лучами. Частица пыли, которая возникает в поясе Койпера на расстоянии 40 а. е., будет иметь во много раз большую плотность треков, более толстые аморфные края и более высокие интегрированные дозы, чем частица пыли, возникающая в главном поясе астероидов.

На основе компьютерных модельных исследований 2012 года , сложные органические молекулы, необходимые для жизни ( внеземные органические молекулы ), могли образоваться в протопланетном диске пылевых частиц, окружавших Солнце до образования Земли . [ 45] Согласно компьютерным исследованиям, этот же процесс может происходить и вокруг других звезд , которые приобретают планеты . [45]

В сентябре 2012 года ученые НАСА сообщили, что полициклические ароматические углеводороды (ПАУ) , подвергаемые воздействию условий межзвездной среды (ISM) , трансформируются посредством гидрогенизации , оксигенации и гидроксилирования в более сложные органические соединения – «шаг на пути к аминокислотам и нуклеотидам , сырью белков и ДНК соответственно ». [46] [47] Кроме того, в результате этих преобразований ПАУ теряют свою спектроскопическую сигнатуру , что может быть одной из причин «отсутствия обнаружения ПАУ в межзвездных ледяных зернах, особенно во внешних областях холодных, плотных облаков или верхних молекулярных слоях протопланетных дисков ». [46] [47]

В феврале 2014 года НАСА объявило о значительно модернизированной базе данных [48] [49] для обнаружения и мониторинга полициклических ароматических углеводородов (ПАУ) во Вселенной . По словам ученых НАСА , более 20% углерода во Вселенной могут быть связаны с ПАУ, возможными исходными материалами для образования жизни . [49] ПАУ, по-видимому, образовались вскоре после Большого взрыва , широко распространены во Вселенной, [50] [51] [ 52] и связаны с новыми звездами и экзопланетами . [49]

В марте 2015 года ученые НАСА сообщили , что впервые сложные органические соединения ДНК и РНК жизни , включая урацил , цитозин и тимин , были сформированы в лабораторных условиях в условиях открытого космоса с использованием исходных химических веществ, таких как пиримидин , обнаруженный в метеоритах . Пиримидин, как и полициклические ароматические углеводороды (ПАУ), наиболее богатые углеродом химические вещества, обнаруженные во Вселенной , могли образоваться в красных гигантах или в межзвездных пылевых и газовых облаках, считают ученые. [53]

Некоторые «пыльные» облака во Вселенной

Солнечная система имеет свое собственное межпланетное пылевое облако , как и внесолнечные системы. Существуют различные типы туманностей с различными физическими причинами и процессами: диффузная туманность , инфракрасная (ИК) отражательная туманность , остаток сверхновой , молекулярное облако , области HII , области фотодиссоциации и темная туманность .

Различия между этими типами туманностей заключаются в том, что в них действуют разные процессы излучения. Например, области H II, такие как туманность Ориона , где происходит активное звездообразование, характеризуются как тепловые эмиссионные туманности. С другой стороны, остатки сверхновых, такие как Крабовидная туманность , характеризуются как нетепловые эмиссионные ( синхротронное излучение ).

Некоторые из наиболее известных пылевых областей во Вселенной — это диффузные туманности в каталоге Мессье, например: M1 , M8 , M16 , M17 , M20 , M42 , M43 . [54]

Некоторые более крупные каталоги пыли: Sharpless (1959) Каталог областей HII, Lynds (1965) Каталог ярких туманностей, Lynds (1962) Каталог темных туманностей, van den Bergh (1966) Каталог отражательных туманностей, Green (1988) Rev. Reference Cat. of Galactic SNRs, The National Space Sciences Data Center (NSSDC), [55] и Онлайн-каталоги CDS. [56]

Возврат образца пыли

Миссия Stardust программы Discovery была запущена 7 февраля 1999 года для сбора образцов из комы кометы Wild 2 , а также образцов космической пыли. Она вернула образцы на Землю 15 января 2006 года. В 2007 году было объявлено об извлечении частиц межзвездной пыли из образцов. [57]

Частицы пыли на Земле

В 2017 году Джендж и др. опубликовали статью о «городском сборе» частиц пыли на Земле. Команде удалось собрать 500 микрометеоритов с крыш. Пыль была собрана в Осло и Париже, и «все частицы представляют собой силикатные (S-типа) космические сферулы с субсферической формой, которые образуются путем плавления во время входа в атмосферу и состоят из закалочных кристаллов магнезиального оливина, реликтовых кристаллов форстерита и железосодержащего оливина внутри стекла». [58] В Великобритании ученые ищут микрометеориты на крышах соборов, таких как Кентерберийский собор и Рочестерский собор . [59]

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ Брод, Уильям Дж. (10 марта 2017 г.). «Крупицы внеземной пыли по всей крыше». The New York Times . Получено 10.03.2017 .
  2. ^ Gengel, MJ; Larsen, J.; Van Ginneken, M.; Suttle, MD (1 декабря 2016 г.). «Городская коллекция современных крупных микрометеоритов: доказательства изменений во внеземном пылевом потоке в течение четвертичного периода». Geology . 45 (2): 119. Bibcode :2017Geo....45..119G. doi : 10.1130/G38352.1 . hdl : 10044/1/42484 .
  3. ^ «Международный астрономический союз | МАС».
  4. ^ Шехтман, Светлана (2021-03-08). «Счастливые обнаружения Juno разбивают представления о зодиакальном свете». NASA . Получено 21.01.2023 .
  5. ^ ab Zook, Herbert A. (2001). "Измерения космического пылевого потока с помощью космических аппаратов". Аккреция внеземной материи на протяжении истории Земли . стр. 75–92. doi :10.1007/978-1-4419-8694-8_5. ISBN 978-1-4613-4668-5.
  6. ^ Мэтлофф, Грегори Л.; Джонсон, Лесс (февраль 2005 г.). «Применение электродинамического троса в межзвездных путешествиях» (PDF) .
  7. ^ Чоу, Дениз (26 октября 2011 г.). «Открытие: космическая пыль содержит органическую материю со звезд». Space.com . Получено 26.10.2011 .
  8. ^ Сотрудники ScienceDaily (26 октября 2011 г.). «Астрономы обнаружили, что сложная органическая материя существует во всей Вселенной». ScienceDaily . Получено 27 октября 2011 г.
  9. ^ Kwok, Sun; Zhang, Yong (26 октября 2011 г.). «Смешанные ароматические–алифатические органические наночастицы как носители неопознанных особенностей инфракрасного излучения». Nature . 479 (7371): 80–3. Bibcode :2011Natur.479...80K. doi :10.1038/nature10542. PMID  22031328. S2CID  4419859.
  10. ↑ Agle, DC; Brown, Dwayne; Jeffs, William (14 августа 2014 г.). «Stardust Discovers Potential Interstellar Space Particles». NASA . Получено 14 августа 2014 г. .
  11. ^ Данн, Марсия (14 августа 2014 г.). «Частицы, вернувшиеся из космоса, могут быть инопланетными посетителями». AP News . Архивировано из оригинала 19 августа 2014 г. Получено 14 августа 2014 г.
  12. ↑ Hand, Eric (14 августа 2014 г.). «Семь зерен межзвездной пыли раскрывают свои секреты». Science News . Получено 14 августа 2014 г. .
  13. ^ Вестфаль, Эндрю Дж. и др. (15 августа 2014 г.). «Доказательства межзвездного происхождения семи пылевых частиц, собранных космическим аппаратом Stardust». Science . 345 (6198): 786–791. Bibcode :2014Sci...345..786W. doi :10.1126/science.1252496. hdl : 2381/32470 . PMID  25124433. S2CID  206556225.
  14. ^ "VLT Clears Up Dusty Mystery". Пресс-релиз ESO . Получено 8 августа 2014 г.
  15. ^ Старки, Натали (22 ноября 2013 г.). «Ваш дом полон космической пыли — она раскрывает историю Солнечной системы». Space.com . Получено 16.02.2014 .
  16. ^ "Три полосы света" . Получено 4 апреля 2016 г.
  17. ^ Эберхард Грюн (2001). Межпланетная пыль. Берлин: Шпрингер. ISBN 978-3-540-42067-5.
  18. ↑ Аткинс, Нэнси (март 2012 г.), Как понять, сколько космической пыли попадает на Землю, Вселенная сегодня
  19. ↑ Королевское астрономическое общество, пресс-релиз (март 2012 г.), CODITA: измерение космической пыли, уносимой Землей (Национальная астрономическая встреча Великобритании и Германии, ред. NAM2012), Королевское астрономическое общество, архивировано с оригинала 20 сентября 2013 г.
  20. ^ Марквик-Кемпер, Ф.; Галлахер, SC; Хайнс, DC; Боуман, Дж. (2007). «Пыль на ветру: кристаллические силикаты, корунд и периклаз в PG 2112+059». Astrophysical Journal . 668 (2): L107–L110. arXiv : 0710.2225 . Bibcode :2007ApJ...668L.107M. doi :10.1086/523104. S2CID  10881419.
  21. ^ «Уэбб ищет пояс астероидов Фомальгаута и находит гораздо больше». 17 октября 2023 г.
  22. ^ Коттон, Д. В.; и др. (январь 2016 г.). «Линейная поляризация ярких южных звезд, измеренная на уровне частей на миллион». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 455 (2): 1607–1628. arXiv : 1509.07221 . Bibcode : 2016MNRAS.455.1607C. doi : 10.1093/mnras/stv2185 . S2CID  11191040.arXiv
  23. ^ Колл, Д.; и др. (2019). «Межзвездный 60Fe в Антарктиде». Physical Review Letters . 123 (7): 072701. Bibcode : 2019PhRvL.123g2701K. doi : 10.1103/PhysRevLett.123.072701. hdl : 1885/298253 . PMID  31491090. S2CID  201868513.
  24. ^ "Светящийся джет из молодой звезды". ESA/Hubble Picture of the Week . Получено 19 февраля 2013 г.
  25. ^ Смит РК; Эдгар Р. Дж.; Шафер РА (декабрь 2002 г.). «Рентгеновское гало GX 13+1». Astrophys. J . 581 (1): 562–69. arXiv : astro-ph/0204267 . Bibcode :2002ApJ...581..562S. doi :10.1086/344151. S2CID  17068075.
  26. ^ "Предсолнечные зерна (звездная пыль) и многое другое". www.mpic.de .
  27. ^ Zinner, E. (1998). «Звездный нуклеосинтез и изотопный состав премолярных зерен из примитивных метеоритов». Annu. Rev. Earth Planet. Sci . 26 : 147–188. Bibcode :1998AREPS..26..147Z. doi :10.1146/annurev.earth.26.1.147.
  28. ^ ab Clayton, Donald D. (1978). «Предконденсированная материя: ключ к ранней солнечной системе». Луна и планеты . 19 (2): 109–137. doi :10.1007/BF00896983. S2CID  121956963.
  29. ^ DD Clayton & LR Nittler (2004). «Астрофизика с пресолнечной звездной пылью». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 42 (1): 39–78. Bibcode : 2004ARA&A..42...39C. doi : 10.1146/annurev.astro.42.053102.134022. S2CID  96456868.
  30. ^ Nittler, LR; Amari, S.; Zinner, E.; Woosley, SE (1996). «Вымерший 44Ti в пресолнечном графите и SiC: доказательство происхождения сверхновой». Astrophys. J . 462 : L31–34. Bibcode :1996ApJ...462L..31N. doi : 10.1086/310021 .
  31. ^ Клейтон, Дональд Д. (1975). "22Na, Ne-E, Потухшие радиоактивные аномалии и неподдерживаемый 40Ar". Nature . 257 (5521): 36–37. Bibcode : 1975Natur.257...36C. doi : 10.1038/257036b0. S2CID  38856879.
  32. ^ Клейтон, Дональд Д. (2000). «Планетные твердые тела старше Земли». Science . 288 (5466): 619. doi :10.1126/science.288.5466.617f. S2CID  120584726.
  33. ^ Гроссман, Л. (1972). «Конденсация в примитивной солнечной туманности». Geochim. Cosmochim. Acta . 36 (5): 597–619. Bibcode : 1972GeCoA..36..597G. doi : 10.1016/0016-7037(72)90078-6.
  34. ^ Лав СГ; Джосвиак ДЖ и Браунли ДЭ (1992). «Плотность стратосферных микрометеоритов». Icarus . 111 (1): 227–236. Bibcode : 1994Icar..111..227L. doi : 10.1006/icar.1994.1142.
  35. ^ Потпов, Алексей и др. (21 сентября 2020 г.). «Смешивание пыли и льда в холодных регионах и твердотельная вода в диффузной межзвездной среде». Nature Astronomy . 5 : 78–85. arXiv : 2008.10951 . Bibcode :2021NatAs...5...78P. doi :10.1038/s41550-020-01214-x. S2CID  221292937 . Получено 26 сентября 2020 г. .
  36. ^ Лиффман, Курт; Клейтон, Дональд Д. (1988). «Стохастические истории рефрактерной межзвездной пыли». Труды конференции по лунной и планетарной науке . 18 : 637–57. Bibcode :1988LPSC...18..637L.
  37. ^ Лиффман, Курт; Клейтон, Дональд Д. (1989). «Стохастическая эволюция рефрактерной межзвездной пыли во время химической эволюции двухфазной межзвездной среды». Astrophys. J . 340 : 853–68. Bibcode :1989ApJ...340..853L. doi :10.1086/167440.
  38. ^ Хамфрис, Роберта М.; Стрекер, Дональд У.; Ней, Э. П. (1972). «Спектроскопические и фотометрические наблюдения сверхгигантов класса М в Карине». Astrophysical Journal . 172 : 75. Bibcode : 1972ApJ...172...75H. doi : 10.1086/151329.
  39. ↑ Эванс 1994, стр. 164–167.
  40. ↑ Эванс 1994, стр. 147–148.
  41. ^ Клейтон, Дональд Д.; Лю, В.; Далгарно, А. (1999). «Конденсация углерода в радиоактивном газе сверхновой». Science . 283 (5406): 1290–92. Bibcode :1999Sci...283.1290C. doi :10.1126/science.283.5406.1290. PMID  10037591.
  42. ^ Клейтон, Дональд Д. (2011). «Новая астрономия с радиоактивностью: химия радиогенного углерода». New Astronomy Reviews . 55 (5–6): 155–65. Bibcode : 2011NewAR..55..155C. doi : 10.1016/j.newar.2011.08.001.
  43. ^ Джессбергер, EK (1999). «Скалистые кометные частицы: их элементарные, изотопные и минералогические ингредиенты». Space Science Reviews . 90 (90): 91–97. Bibcode : 1999SSRv...90...91J. doi : 10.1023/A:1005233727874. S2CID  189780130.
  44. ^ Грюн, Эберхард (1999). Энциклопедия Солнечной системы — Межпланетная пыль и зодиакальное облако . С. XX.
  45. ^ ab Moskowitz, Clara (29 марта 2012 г.). «Строительные блоки жизни могли образоваться в пыли вокруг молодого Солнца». Space.com . Получено 30 марта 2012 г. .
  46. ^ ab Staff (20 сентября 2012 г.). "NASA Cooks Up Icy Organics to Mimic Life's Origins". Space.com . Получено 22 сентября 2012 г. .
  47. ^ ab Gudipati, Murthy S.; Yang, Rui (1 сентября 2012 г.). "In-situ Probing Of Radiation-Induced Processing Of Organics In Astrophysical Ice Analogs — Novel Laser Desorb Laser Ionization Time-Of-Flight Mass Spectroscopic Studies". The Astrophysical Journal Letters . 756 (1): L24. Bibcode : 2012ApJ...756L..24G. doi : 10.1088/2041-8205/756/1/L24. S2CID  5541727.
  48. ^ "База данных ИК-спектроскопии ПАУ NASA Ames". www.astrochem.org .
  49. ^ abc Hoover, Rachel (21 февраля 2014 г.). «Нужно отслеживать органические наночастицы по всей Вселенной? У NASA есть приложение для этого». NASA . Архивировано из оригинала 10 мая 2020 г. . Получено 22 февраля 2014 г. .
  50. ^ Кэри, Бьорн (18 октября 2005 г.). «Строительные блоки жизни „в изобилии в космосе“». Space.com . Получено 3 марта 2014 г. .
  51. ^ Hudgins, Douglas M.; Bauschlicher, Charles W. Jr.; Allamandola, LJ (10 октября 2005 г.). «Изменения в пиковом положении межзвездной эмиссионной особенности 6,2 мкм: трассер N в межзвездной полициклической ароматической углеводородной популяции». Astrophysical Journal . 632 (1): 316–332. Bibcode :2005ApJ...632..316H. doi : 10.1086/432495 .
  52. ^ Алламандола, Луис; и др. (13 апреля 2011 г.). «Космическое распределение химической сложности». NASA . Архивировано из оригинала 27 февраля 2014 г. Получено 3 марта 2014 г.
  53. ^ Марлер, Рут (3 марта 2015 г.). «NASA Ames воспроизводит строительные блоки жизни в лаборатории». NASA . Архивировано из оригинала 5 марта 2015 г. Получено 5 марта 2015 г.
  54. ^ "Каталог Мессье". Архивировано из оригинала 14 ноября 1996 года . Получено 2005-07-06 .{{cite web}}: CS1 maint: бот: исходный статус URL неизвестен ( ссылка )
  55. ^ «Добро пожаловать в NSSDCA». nssdc.gsfc.nasa.gov .
  56. ^ "VizieR". cdsarc.u-strasbg.fr .
  57. ^ "Stardust Interstellar Dust Particles". JSC, NASA. 2014-03-13. Архивировано из оригинала 2007-07-14 . Получено 2014-03-25 .
  58. ^ Genge, MJ; Larsen, J.; Van Ginneken, M.; Suttle, MD (февраль 2017 г.). «Городская коллекция современных крупных микрометеоритов: доказательства изменений во внеземном пылевом потоке в течение четвертичного периода». Geology . 45 (2): 119–122. Bibcode :2017Geo....45..119G. doi :10.1130/G38352.1. hdl : 10044/1/42484 .
  59. ^ Уайлд, Сара (17 марта 2024 г.). «Космические уборщики: ученые, очищающие крыши английских соборов от космической пыли». The Observer . Получено 3 апреля 2024 г.

Дальнейшее чтение

Внешние ссылки